Oko do vesmíru

Vesmír je nekonečný a je v něm nekonečně mnoho zajímavých věcí...

Zánik

Přehled závěrečných stadií

  • Nestabilní stadia, exploze.
    • Nova. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (104 km/s), vytváří efekt novy. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy. Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (M57 - prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry, M27 - Dumbell neboli Činky v souhvězdí Lištiček).
    • Rekurentní nova. Záblesky se periodicky opakují v průběhu řádově desítek let.
    • Supernova typu I. Rozmetání podstatné části hvězdy. Binární systém, přetok hmoty na bílého trpaslíka, po překročení Chandrasekharovy meze stability trpaslíka (1,44 MS) dojde k překotné termonukleární syntéze v celém bílém trpaslíku a jeho následnému rozmetání. Vzhledem k přesně definovasné hmotnosti bílého trpaslíka (1,44 MS) mají všechny SN I stejnou absolutní magnitudu a slouží jako standardní svíčky k měření vzdáleností.
    • Supernova typu II. Rozmetání podstatné části hvězdy. Hroucení velmi hmotných hvězd po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí.
    • Hypernova. Náhlé zhroucení velmi masívní hvězdy přímo na černou díru doprovázené vzplanutím gama o zářivém výkonu až 1011 LSl (jako galaxie). Tento jev by měl být o 5 řádů vzácnější než supernovy typu II. Hypernova byla pravděpodobně pozorována v galaxii ESO 184­G82 jako supernova SN1998bw doprovázená zábleskem GRB980425.
    • Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je 1 000 km až 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930.
      Objev prvního bílého trpaslíka:
      Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark - test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MSlunce.
    • Neutronové hvězdy. Gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je 10 km až 100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Rychlá rotace a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy , vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou v Cambridge (asistentka A. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů). Zpočátku označování LGM (Little Green Men). Typická perioda kolem jedné sekundy, známy i milisekundové pulsary. Nejznámější pulsary: Pulsar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 - objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající RTG záření. To je podstatou rentgenovského pulsaru.
    • Černé díry. Zkolabované objekty. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj ("no hair" teorém). Silně deformovaná geometrie prostoročasu v okolí.
Hvězdy, které nashromáždí během svého života hmotnost větší než 9 hmotností Slunce, se vyhnou uhlíkovému výbuchu, jelikož plyn v jejich uhlíkových jádrech nedosáhne degenerovaného stavu a zároveň teplota je dostatečně vysoká k tomu, aby umožnila hoření uhlíku. Po vypálení uhlíku jako paliva pro jaderné reakce začnou hořet těžší prvky vzniklé jadernou syntézou, jako například hořčík a křemík. Začne docházet k tomu, že pokaždé, když palivo příslušného typu vyhoří, dojde ke kontrakci hvězdy a k následnému zapálení nové jaderné reakce z následujícím těžším prvkem a to nejprve v jeho jádře a následně i v obalových vrstvách. Tento koloběh pokračuje až do doby, než v jádře vznikne železo, které má velmi stabilní vlastnosti a to ty, že nevstupuje do termonukleárních reakcí.

Ve hvězdách, které mají železné jádro, pokračují gravitační kontrakce velmi rychlým tempem. Jádro se zahřívá kontrakcí a pohlcováním záření z termonukleárních reakcí, které probíhají ve vrstvách nad ním. V průběhu několika málo minut stoupne teplota v jádře až na neuvěřitelný bilión ˚C  a i tlak dosahuje neuvěřitelných hodnot v podobě miliónu tun na cm2. Za těchto podmínek je jádro jeden obrovský kus degenerovaného plynu, kde jsou jádra látky natlačené vedle sebe a tak se centrální oblasti hvězdy nemůžou dále zmenšovat vlivem gravitace a hvězda pak zakončuje svůj život jako supernova II typu. Během exploze supernovy dojde k uvolnění obrovského množství energie, která je srovnatelná s energií stovek miliard Sluncí.

I přes značné úspěchy v poznávání života hvězd nemáme do dnešního dne jistotu, proč supernovy vybuchují. Samozřejmě existuje teorie, která předpokládajá, že explozi hvězdy může způsobit nekontrolovaná termonukleární reakce neshořelého paliva v degenerovaném stavu, které z vyšších vrstev hvězdy dopadne do centrální oblasti. Ať už jsou příčiny přeměny hvězdy na supernovu jakékoliv, svítivost supernovy je obrovská. Svou jasnost zvětší ž o20 a více magnitud. Celková uvolněná energie se pohybuje řádově okolo 1044 J. Během exploze jsou horní vrstvy doslova rozmetány do okolí obrovskou rychlostí (dosahující od 15 000 až 20 000 km/s), kterou se pak vzdalují od středu hvězdy. Jasnost supernovy vzrůstá v prvních dnech po explozi, když vyvržená oblaka plynu zvětšují svou plochu a tím i vyzářenou energií. Následně pak ale dochází ke chladnutí oblaku a ke zmenšování jeho hustoty, což má za následek i pokles svítivosti, což postupem času vyústí v to, že nám supernova zmizí z dohledu.

Předpokládá se, že v naší Galaxii explodují 2 až 3 supernovy za dobu 100 let. Podle starých záznamů z Číny, Japonska, Arábie a Evropy bylo od počátku našeho křesťanského letopočtu pozorováno přibližně 7 supernov. Část výbuchů supernov v odlehlejších částech Galaxie nejsme díky absorpci světla mezihvězdným prostorem schopni pozorovat.

Gravitační kolaps méně hmotných hvězd nedokáže vždy zabezpečit potřebnou teplotu k zapálení jaderných reakcí. Takovýto stav nastává dříve či později u většiny menších (málo hmotných) hvězd, u kterých hmotnost nepřesahuje 1,4 hmotnosti Slunce, po vyhoření jejího paliva v podobě hélia. Jelikož kolapsu hvězdy nebrání záření vzniklé z jaderné reakce, pokračuje dál a s narůstajícím tlakem plyn ve hvězdě degeneruje.

V degenerovaném plynu dochází k tomu, že si zde volně poletují elektrony, které nejsou v tomto skupenství plynu vázány na atomová jádra, ale volně se zde mohou pohybovat. Tento plyn je pak složen čistě jenom z atomových jader a volně se pohybujících elektronů, což má za následek to, že se tento plyn nedá již dále stlačovat a to ani vahou kolabující hvězdy, takže se hvězda dále nesmršťuje. (Degenerovaný plyn vykazuje také zajímavou vlastnost, neexistuje v něm závislost tlaku na teplotě jako u normálního plynu.)

Obecně platí pravidlo, že hmotnější hvězdy, (které ale mají předpoklad, že se přemění v bílého trpaslíka), bývají po přeměně menší, než méně hmotnější hvězdy, které se stanou při kolapsu "rozměrově většími" než hmotnější hvězdy. Tento "paradox" je dán tím, že hmotnější hvězdu více stlačují do středu gravitační síly a tak se více smrští a zmenší, kdežto "lehčí" hvězdy nejsou tolik stlačovány gravitací do středu a tak mohou svůj kolaps zastavit dříve a tedy na větších rozměrech, protože objem plynu závisí na stupni jeho degenerace, hmotnější bílí trpaslíci jsou menší než ty méně hmotní. (Hvězdy o velikosti 1,4 hmotnosti Slunce se po gravitačním smrštění stanou hvězdami o velikosti přibližně naší Země.)

Díky svým malým rozměrům a vysoké povrchové teplotě, kterou pozorujeme v podobě bílé barvy povrchu, dali astronomové těmto hvězdám název bílí trpaslíci. Hustota jejich povrchových vrstev se pohybuje řádově 109 kg/m3, hustota v jejich středu se pak pohybuje až okolo 1,5.1010 kg/m3. Poloměr bílých trpaslíků se pohybuje mezi 5 000 až 6 000 kilometry. Jejich povrch je obalen atmosférou plynů v normálním stavu, která může dosahovat tloušťky okolo 50 kilometrů.

Bílí trpaslíci jsou velice stabilní hvězdy, které vydrží ve svém klidném stavu po miliardy až stovky miliard let a to bez jakéhokoliv zdroje energie , což je dáno jejich hospodárným využitím nahromaděné energie, kterou vyzařují díky svému malému povrchu jen pozvolna. Existují mezi nimi ale i vyjímky a to v podobě bílých trpaslíků, kteří jsou těsnou složkou některé dvojhvězdy. V takovém případě dojde k jevu, při kterém hmota ze sousední složky proudí na jejich povrch, až dojde k zažehnutí termonukleární reakce na povrchu trpaslíka, což má za následek odhození obálky hvězdy a přemění na kataklyzmickou proměnnou hvězdu, novu nebo na supernovu I typu.

I když jsou bílí trpaslíci velmi stabilní hvězdy, jednou musí dojít i k tomu, že této stálici oblohy dojde veškerá energie. Na Hertzsprungově - Russelově digramu se posouvají stále níže pod hlavní posloupností, směrem doprava. Stav, který se projeví přeměnou povrchové teploty, jež můžeme pozorovat v přeměně barvy povrchu. Jejich povrch se tak začne zbarvovat  nejdříve do žluté, později do červena, až nakonec přestanou vyzařovat energii úplně a zakončí svůj dlouholetý život jako chladná mrtvá hvězda - černý trpaslík. Poslední stádium v životě hvězd.

Výbuchem nevyvržené centrální oblasti supernovy se po explozi začnou smršťovat. Za předpokladu, že jejich hmotnost převyšuje mez 1,4 hmotnosti Slunce, gravitační kolaps hvězdy směrem do středu nezastaví ani zcela degenerovaný plyn. Při vzniklém obrovském tlaku, který hroutící hvězda vyvíjí, se začnou v degenerovaném plynu spojovat elektrony s protony, což vede ke vzniku neutronů a energie, která je v tomto případě uvolňována do okolí v podobě neutrin. Proces přeměny elektronů a protonů na neutrony je velmi rychlý, což umožní během krátké doby přeměnu celé hvězdy na části neutronů. Neutrony však ale nemají žádný elektrický náboj (jsou neutrální), ve smršťující hvězdě jim tak nebrání žádné elektromagnetické síly k tomu, aby se nashromáždily všechny těsně vedle sebe.

Popsaný proces se však netýká všech hvězd, ale jen těch, které nepřesahují hmotností zbylé látky 3 hmotnosti Slunce. Až do této hmotnosti je totiž superhustá látka z neutronů zabránit dalšímu gravitačnímu kolapsu, což umožní vznik stabilní hvězdy, tvořenou z neutronů s průměrem okolo 20 až 30 kilometrů. Vznikne tak bizardní útvar, který astronomové nazvali podle majoritního složení, neutronová hvězda.

Neutronové hvězdy mají pevné jádro tvořené z neutronů a jiných těžkých elementárních částic ze skupiny baryonů, obklopující neutrinová supratekutina. Povrch neutronových hvězd tvoří asi centimetr silná krystalická obálka z neutronů a jader těžkých prvků. Odhadovaná hustota látky je pro nás nepředstavitelných 1014 až 1015 g/cm3. (Pro lepší představu si představme, že by se nám podařilo odebrat malou čajovou lžičku této látky a zvážit jí. Výsledná hmotnost by dosahovala přibližně 5 miliard kilogramů!!!). Teplota povrchu takovéto hvězdy dosahuje řádově několika miliónů stupňů Celsia a ve středu hvězdy teploty šplhají až k několika set miliónů stupňů Celsia. Neutronové hvězdy vyzařují do svého okolí viditelné, radiové, rentgenové a kosmické záření, ale i rychlé relativistické částice. Rotační rychlost povrchu neutronových hvězd dosahuje až 2 000 km/s a intenzita magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy sahá až na miliardy A/m.

Existence neutronových hvězd byla teoreticky předpovězena i se zmíněnými vlastnostmi astrofyzikami Lvem Davidovičem Landau (1908-1968), Fritzem Zwicky (1898-1974) a Walterem Baade (1893-1960) už ve třicátých letech dvacátého století. Teoretický objev tak předběhl skutečný objev zmíněných hvězd o třicet let, jelikož existence neutronových hvězd musela čekat až do objevení pulzarů v roce 1967, což definitivně potvrdilo,l že takové superhusté hvězdy ve vesmíru skutečně existují.

Pulzary, jak souvisí s neutronovými hvězdami?

V roce 1967 vyhodnocovala mladá studentka astronomie Jocelyn Bellová (1943 -) měření nového radioteleskopu na observatoři v anglickém Cambridge, zkoumala pod vedením Antonyho Hewishe (1924 -) fluktuace rádiového záření velmi slabých zdrojů. Jeden z nich v souhvězdí Lišky (Vulpecula) se však choval poněkud nezvykle, jelikož vysílal velmi krátké radiové signály v neuvěřitelně přesně se opakující periodě(, což vyvolalo v prvních chvílích objevu senzaci objevení vysílání mimozemské civilizace. což se později bohužel neprokázalo). K prvnímu objevenému pulzaru CP 1919 (Camridge Pulsar 19 h 19 min východně od jarního bodu, pulzary totiž označujeme podle místa objevu a polohy na obloze) přibyly brzy i další. Dnes na začátku jednadvacátého století známe přibližně 700 pulzarů. Jenom v naší Galaxii vzniká každým stoletím  jeden až dva pulzary a celkové teoretické počty pro naší Galaxii hovoří většinou o miliónů pulzarech.

Pulzar je typický právě tím, že vysílá krátké rádiové pulzy (že neuhádnete z čeho vzniklo jeho jméno :-), ve většině případů s periodou od 0,03 sekundy do několika sekund, přičemž trvání pulzu nikdy nepřesahuje 0,01 sekundy. U intenzity pulzů však o stálosti mluvit nemůžeme, jelikož intenzita pulzů se nepravidelně mění. V nedávné době byly objeveny dokonce pulzary s dobou pulzů řádově milisekund. Nazvali je milisekundovými pulzary. Nejrychlejší z nich vyšle až 885 rádiových pulzů za jednu sekundu, což je rovno periodě pulzů 0,001 sekundy.Nejpomalejší známý pulzar naproti tomu vysílá pulzy v intervalu delším než jedna minuta.

Pro pochopení chování pulzarů a jejich podstatu umožnilo objevení pulzaru NP 0532 v říjnu 1968, jelikož tento pulzar se nachází na místě, kde v roce 1054 explodovala supernova ve středu Krabí mlhoviny. Zjistilo se tedy to, že pulsary jsou již dlouho hledanými neutronovými hvězdami. Silné magnetické pole těchto hvězd způsobuje vyzařování rádiové energie jen v úzkém kuželu, nejpravděpodobněji ve směru magnetické osy.

Ne každá neutronová hvězda ale musí být nutně pro pozorovatele na Zemi pulzarem, což souvisí se sklonem magnetické osy neutronové hvězdy. Jelikož ta může být stočena libovolným směrem v prostoru není vždy podmínkou, že je stočena k Zemi. Jen když totiž úzký kužel rádiového záření hvězdy zasáhne Zemi, zaregistrujeme pulz vyslaný z neutronové hvězdy/pulzaru, kde perioda pulzu je rovna době, za kterou se pulzar otočí kolem své osy, což dá tedy vzniku pulzaru. (Z určitého místa v prostoru se tedy každá neutronová hvězda jeví jako pulzar s tím, že toto místi závisí na poloze pozorované neutronové hvězdy.)

Perioda pulzů se každý den prodlužuje zhruba o několik miliardtin sekundy. Zpomalování rotace pulzaru způsobuje magnetické brzdění, které vzniká působením magnetického pole neutronové hvězdy na ionizovaný plyn, jenž hvězdu obklopuje.Prodlužování periody pulzů nám umožňuje určit periodu, během níž pulzary září v oblasti rádiového záření nám známým mechanismem, což ale vzhledem k tomu, že neznáme pulzary s periodou delší než dvě minuty, tato doba nepřevyšuje několik miliard let. Jakým způsobem září neutronové hvězdy po ní, bohužel zatím nevíme.

Charakteristickým rysem pulzarů, který je ztotožňuje s neutronovými hvězdami je fakt, že se u nich nepravidelně zrychluje perioda pulzů v intervalech kratších než jeden rok. Tento zajímavý efekt vzniká zlomem centimetrové krystalické kůry neutronové hvězdy, při kterém se na okamžik poruší jejich celistvost a rovnovážný stav a gravitační kolaps tak zmenší jejich rozměr. Zmenšením rozměru hvězdy dojde ke zrychlení její rotace. Prolomení kůry vzniká při zpomalování rotace, při němž se neutronová hvězda pokouší zmenšit své zploštění.

Posledni komentare
09.11.2007 10:40:39: smiley${1}
Hvězdy zakončují svůj život hned několika způsoby od mohutných výbuchů supernov, v pozvolném vychladnutí, přeměnou v bílé trpaslíky, ale také přeměnou na nenasytná monstra, jenž požírají veškerou hmotu ve svém okolí. Monstra, která nejsou běžně viditelná a změřitelná. Monstra, která dokáží poškozovat i časoprostor a která nesou název černé díry.

V minulém století vydal Albert Einstein svou obecnou teorii relativity, ve které se mimo jiné zaobíral i myšlenkou gravitačního hroucení velmi hmotných objektů (veřejnosti známých jako černé díry). Tato teorie se zabývá řešením otázky, jaké vlastnosti má těleso, jenž podléhá pouze svojí gravitaci (ostatní síly v něm nehrají žádnou roli). Tuto úlohu řešili fyzikové již na konci 18. století, ale pokrok přineslo až zformulování obecné teorie relativity, na čemž měl hlavní zásluhy německý astrofyzik Karel Schwerzschild, jenž roku 1916 uveřejnil řešení Einsteinových rovnic pro nejjednodušší příklad, pro kulově souměrné nerotující těleso (hvězdu). Tento výpočet započal éru zkoumaní černých děr. Dalším mezníkem pak bylo vyřešení rovnic pro rotující těleso novozélandským fyzikem Royem Kerrem. Ohromný kus práce odvedli také Roger Penrose a Stephan Hawking (zaobírali se kvantovou mechanikou, kterou aplikovali na černé díry, objevili tak velice zajímavé informace o životě černých děr) a také Američan John Wheeler, který jako první zavedl pojem "černá díra" (black hole) v roce 1968. Wheeler se pokusil názvem poukázat na dvě nejdůležitější vlastnosti černých děr a to na první, že díra je naprosto černá, nevyzařuje žádné zachytitelné částice v oboru elektromagnetického spektra (což ale podle nejnovějších objevů není zcela pravda, viz. ale níže) a na druhý fakt, že černá díra je tak trochu otesánek, který spořádá naprosto všechno bez toho, aby se někdy nasytil (v našem případě, aby byla černá díra zaplněná). Zdá se tedy, že černé díry jsou monstra přímo vystřižená ze sci-fi. Ve skutečnosti tomu ale tak není...

 

Ve skutečnosti jsou černé díry fyzikálně nejjednoduššími myslitelnými předměty (i když pro laika je tato pravda jen těžko uvěřitelná). Lze je totiž popsat jen třemi veličinami, a to hmotnosti (M), momentem hybnosti (H) a elektrickým nábojem (E). V praxi se však jen těžko setkáme s elektricky nabitými černými děrami, což náš výklad ještě více zjednodušuje. Hmotnost černé díry je důležitá pro výpočet poloměru , pod nímž již není úniku z mocných pout gravitace černé díry. tento poloměr je nejzaší mez, odkud může ještě těleso uniknout (neunikne ani nejrychlejší částice foton, která se pohybuje rychlostí světla). Tato nejzaší mez, se nazývá horizont událostí či Schwarzschildův poloměr (odborně se dá definovat tak, že je to oblast, kde se úniková rychlost z černé díry rovná rychlosti světla).
S existencí černých děr vyvstává mnoho zajímavostí, o kterých se nyní zmíníme. Prvně je to fakt, že pro vznik černé díry musí být splněna jedna podmínka a to ta, že umírající hvězda musí mít hmotnost větší než 3 Slunce, ale že neexistuje žádná horní hranice pro velikost (hmotnost) černé díry. Čistě teoreticky by se tak mohlo stát, že by celý vesmír mohla pohltit jediná ohromná černá díra (závěrečná singularita známá pod názvem Velký krach). Další zajímavostí je to, že padá-li těleso k černé díře volným pádem, záleží na popis volného pádu na tom, zda se pozorovatel pohybuje s padajícím tělesem, či se na pád jen dívá z bezpečného místa. V prvním případě totiž pozorovatel uvidí, (neuvidí, jelikož není možné, aby přežil pád do černé díry, slapové jevy by jeho tělo rozervaly na kusy) že se pád zkušebního tělíska neustále vůči okolnímu vesmíru zrychluje až do doby, kdy překoná horizont událostí, v té době ztrácí možnost jakkoliv ovlivňovat okolní vesmír (pozorovatel na úrovni horizontu událostí by tak mohl pozorovat zrychleně budoucnost vesmíru). Zato vnějšímu pozorovateli se naskytne naprosto odlišný pohled, uvidí, kterak tělísko padá až k horizontu událostí přičemž se neustále jeho rychlost zpomaluje, až na hranici horizontu se tělísko zdánlivě zastaví, přičemž se bude měnit jeho barva v oboru vysílaného záření od fialové přes zelenou až k červené, dále pak do pásma infračerveného a nakonec rádiového záření se stále rostoucí vlnovou délkou.
Další zajímavý stav nastává za situace, že černá díra rotuje kolem své osy. Kolem jejího rovníku se tak vytváří pomyslná přechodová oblast zvaná ergosféra, jež se pouze na pólech rotace přimyká k horizontu událostí. Částice vlétávající do ergosféry mají možnost se v ní rozpadnout na dvě stejné částice, kdy jedna částice spadne zpět do černé díry a druhé se podaří z ní utéct (jedno těleso se rozpadne na dvě stejná tělesa, aniž by došlo k poklesu její hmotnosti). Unikající částice bude mít ke všemu vyšší energii, než měla původní částice! Přidanou energii získá částice z rotační energie černé díry. Nakonec dojde tedy k tomu, že po mnoha takových procesech se rotace černé díry zastaví a ergosféra zanikne. (Vědci optimisti věří, že zde je cesta člověka ke konečnému vyřešení energetické krize. Cestu vidí ve výstavbě elektráren okolo černých děr, které by "ostřelovaly" tyto monstra částicemi, jenž by dolovaly jejich energii. Energie takto uvolněná by byla obrovská, jelikož by šlo získat až 29% energie maxima, což je oproti 0,7% účinnosti u termonukleárních reakcí mnohem lepší.

Až do teďka jsme se zaobírali černými dírami z pohledu klasické fyziky (z pohledu obecné teorie relativity), pojďme se však nyní podívat na černé díry z jiného pohledu současné fyziky a to z pohledu kvantové mechaniky, která se zaobírá pravděpodobností (klasický fyzik prohlásí, že zítra vyjde Slunce, kvantový mechanik ale řekne, že je pravděpodobné, že zítra vyjde Slunce - připustí tak možnost, že zítra slunce vyjít nemusí). Otázkami okolo kvantové mechaniky se zaobíral britský teoretický fyzik Stephen Hawking, který popsal chování částic na povrchu černé díry právě z pohledu kvantové mechaniky. Je poměrně známo, že částice v mikrokosmu se chovají jinak, než částice v makrokosmu (v mikrokosmu je na základě kvantové mechaniky možné, aby byla jedna částice na dvou místech najednou, aby jedna částice prošla dvěma otvory, či aby prošla neproniknutelnou látkou, což objekty v makrokosmu nedokáží). Hawking zjistil, že ač je v klasické relativitě zcela zakázáno, aby se nějaká částice dostala z černé díry ven do vnějšího okolí (za horizont událostí), v kvantové teorii černých děr je takový jev možný (i když má malou pravděpodobnost. Tato pravděpodobnost vzrůstá s křivostí povrchu Schwarzschildovy koule, platí tedy, že čím menší je černá díra, tím je pravděpodobnost úniku částice větší). Když se však podaří nějaké částici uniknout z černé díry, odnáší si sebou i nějakou hmotnost, což má za následek "zhubnutí" černé díry, což má za následek opětovné zmenšení černé díry a zvětšení křivosti Schwarzschildovy koule, čímž se zvýší pravděpodobnost, že další částice unikne atd. Ve své finální podobě to má za následek to, že se celá černá díra vypaří do okolního vesmíru!

Toto zjištění na poli kvantové mechaniky znamená, že žádná černá díra netrvá věčně a že se vypařuje (kdy vypařování má zrychlující se tendenci). Životnost ale hmotných děr je i přes to velice dlouhá (odhaduje se na 1067 let. To je nepředstavitelné číslo, proti kterému je věk vesmíru (okolo 10-20 miliard let) jen malý časový interval.

Černé díry se také nacházejí nejspíše v centrech galaxií, kde svojí obrovskou gravitací udržují galaxie pohromadě. Oproti hvězdným černým dírám jsou mnohokrát hmotnější a odborníci o nich mluví jako o supermasivních černých dírách. Na druhou stranu se očekává i existence miniděr, které ale nemůžou vznikat "normální cestou, vznikly nejspíše při Velkém třesku.

Jistě Vás napadla otázka, kterak můžeme vědět o existenci černých děr, když se nedají pozorovat pro svojí absolutní černotu. Jak již bývá zvykem astronomové si pomáhají pomocí různých triků. V tomto případě se existence černých děr dokazuje pomocí ohybu světla. V okolí černé díry je gravitace natolik silná, že dokáže ohnout i světlo, které pak nedopadá pod tím "správným úhlem" než by mělo. Dalším pomocníkem může být případ, kdy je černá díra vázána v soustavě více hvězd (například ve dvojhvězdě). Astronomové pak můžou pozorovat, kterak je jedna hvězda "požírána" druhou hvězdou, která není vidět! A na závěr jedna perlička. Podle teoretických výpočtů není černá díra tak docela černá, jelikož na základě kvantových principů dochází k tomu, že se černá díra zahřívá a vydává tak elektromagnetické vlnění v oboru infračerveného záření. Dalo by se tedy říci, že černá díra žhne na chladném pozadí ( i když je rozdíl teplot díry a okolí nepatrný. Pohybuje se řádově v tisícinách stupně kelvina).

Někteří odborníci řeší otázku, kam se poděje hmota černou dírou nasátá. Nevěří, že tato hmota je nenávratně ztracena (opominemeli kvantové odpařování černých děr), ale že se musí zase někde objevit. Objevili se tedy teorie o pravých opacích černých děr a to o takzvaných "bílých dírách". Místech ve vesmíru, kde je hmota "vypouštěna" do okolního prostoru. Mělo by se teoreticky jednat o hmotu, kterou nasály černé díry v jiných částech vesmíru a kterou nyní bílé díry znovu vracejí do vesmíru. Zatím se je nepodařilo nijak prokázat ani pozorovat a tak se jedná jen o teoretické objekty, které možná existují někde v kosmu.

V okolí černé díry dochází ke vznikům deformací samotného časoprostoru, které má za následek paradoxy s pozorovatelem a padajícím tělesem. V okolí černé díry dochází k urychlování běhu času. Pro představu, jak asi vypadá porucha časoprostoru. Náš celý vesmír si představte jako nekonečný ubrus, napnutý vertikálně na několika tyčích. Na nějakém místě na něj vhoďte železnou kuličku, zajisté víte k čemu dojde, ubrus se v tomto místě prohne (vznikne "prohlubeň"), což znázorňuje zakřivení (deformaci) časoprostoru. Z této jednoduché myšlenky je již krůček k tomu, aby jsme si tedy uvědomili, že jakýkoliv hmotný objekt svým nepatrným dílem zakřivuje časoprostor, který tedy není nikde ideálně rovný...

A na závěr zklamání pro mnohé spisovatele sci-fi. Podle Stephana Hawkinga není možné využívat existující černé díry pro dopravu ve vesmíru, jelikož by cestovatel byl rozerván ohromnými slapovými jevy, které jsou okolo každé černé díry. Jako druhé mínus musíme brát v potaz to, že by cestovatel nemohl určit místo, kde se vynoří (za předpokladu, že existují bílé díry). Více nadějí bychom tedy měli vkládat do tzv. červých děr (což, jsou zatím hypotetické útvary, které propojují dvě místa ve vesmíru pomocí vytvořeného hyperprostorového tunelu. Podle nejnovějších objevů na poli fyziky bude možná tento způsob dopravy jednoho dne realizovatelný. PS: Na tomto principu funguje i Hvězdná brána ve stejnojmeném seriálu).

 
Těším se na další návštěvu... ;-)